事件視界望遠鏡（EHT）2022 年 5 月公布人馬座 A 星（Sagittarius A*, Sgr A*）的黑洞照片，終於揭開銀河系中心超大質量黑洞的面紗。黑洞觀測仰賴特長基線干涉技術（VLBI, Very-long-baseline interferometry），從硬體設備的建造到成像工作，每一步驟都大有學問。中央研究院「研之有物」專訪院內天文及天文物理研究所副研究員淺田圭一，他直接參與了本次黑洞影像的工程，以下讓我們一起深入瞭解！
首先介紹淺田圭一（Keiichi Asada）副研究員，他是事件視界望遠鏡計畫的成員，2009 年延攬來臺灣中研院天文所，從事次毫米波段的 VLBI 研究。
淺田圭一對於 EHT 陣列的格陵蘭望遠鏡（GLT）貢獻良多，完整參與了 GLT 望遠鏡的選址與建造，目前他在計畫中負責管理黑洞觀測。此外，淺田圭一也是人馬座 A 星成像團隊的一員，因此對於影像處理的細節相當瞭解，我們將透過訪問，逐漸揭開銀河系中心黑洞照片背後的秘密。
早在 2017 年，事件視界望遠鏡就同時完成 M87 和人馬座 A 星兩個黑洞的觀測。為何 M87 黑洞影像在 2019 年就公布，然而人馬座 A 星卻要多等三年呢？
淺田圭一說，研究團隊在 2018 年取得數據的時候，很快就發現 M87 的數據處理容易得多。人馬座 A 星的成像之所以困難，其中有個關鍵因素，是它的周圍結構隨著時間變化非常迅速。
電波干涉儀觀測的原理，是利用望遠鏡之間兩兩一組構成的「基線（baseline）」，測量訊號抵達的時間差，來建構出天體的長相。觀測的時候，每條基線可填入一個資料點。由於地球會自轉，隨著時間的推移，望遠鏡以不同角度接收天體訊號，資料點也愈來愈多，就像是相機長曝光一樣，可以填入愈來愈多的資訊，提高影像品質。
淺田圭一解釋，長曝光的時候目標不應該移動；如果曝光過程中，觀測目標變化很大，就會很難成像，而人馬座 A 星就是這種情況。
這張黑洞影像的產生耗費了五年，是個浩大的工程。淺田圭一說明，從觀測到產出這張照片，共歷經四個階段的主要任務：觀測（observation）、訊號相關（correlation）、校準（calibration）、成像（imaging）。
2017 年，八座望遠鏡共同完成了人馬座 A 星的觀測，而中研院參與了其中三座望遠鏡的建造與營運。
觀測的時候，望遠鏡接收宇宙中傳來的電磁波，轉換為數位訊號（00、01、10、11），記錄在硬碟中。由於事件視界望遠鏡的各個測站距離遙遠，必須先分別將數據儲存下來，用飛機運送到美國麻省理工學院（MIT）和德國馬克斯 · 普朗克研究所（Max Planck Institutes）。這兩個機構擁有超級電腦，可進行下一步的運算。
為何要用飛機傳送數據呢？淺田圭一開玩笑說：「當然也可以用船！」真正的原因是黑洞的觀測資料非常龐大，每座望遠鏡每秒可生成 4 GB 的資料，一次觀測的資料總量高達 5 PB。加上有些測站地理位置偏遠，網路傳輸非常不便。例如其中一個測站是南極望遠鏡，只有非常慢的衛星網路，於是這麼龐大的資料只能靠飛機實體傳輸。
訊號相關（correlation）
研究機構收到飛機運來的硬碟之後，利用超級電腦進行「訊號相關」的步驟。電波干涉需要計算多組望遠鏡之間接收訊號的時間差，因而需把來自各地的數據關聯在一起。
這個步驟在 2018 年完成，大約花了一年時間。淺田圭一說，研究團隊不希望有任何錯誤，所以每個步驟都很仔細檢查，不斷發現問題，又回去修正，因此耗費很多時間。
校準（calibration）、成像（imaging）
完成訊號相關之後，還需要校準，將原始數據轉換為能量的物理單位。研究團隊使用兩種不同的指令流程來校準（註 1），確認結果一致。
電波干涉儀所測得的數據，並不是直接的「照片」，而是影像經由傅立葉轉換後的結果。下圖稱為 uv 平面（uv plane），用來表達電波天文影像經傅立葉轉換後的空間。
若要直接解出影像，電波觀測的數據需要完全填滿 uv 平面，但是現實中無法做到，只能盡可能取得 uv 平面上的資訊，進而根據既有資料，運用模擬來還原影像。總之，成像是個需要技巧的艱難任務。
重建黑洞影像是艱難任務
淺田圭一說明，重建影像的方法很多，並且有眾多參數可調整。以 VLBI 觀測黑洞，uv 平面的數據肯定無法收滿，故一開始的觀測數據可產生非常多種影像，其中有些是環狀，有些是點狀。面對這麼多種可能性，科學家如何理出頭緒？
成像工作的重點，在於有技巧的「逆推」。為了找出 uv 數據和黑洞影像的相關性，要先「訓練」一個優秀的影像重建模型。訓練模型要先找出優良的參數，使得影像和數據結果最吻合，尋找優良參數需要依靠電腦模擬，從假設的幾何結構產生假想的數據。
在分析真實數據之前，研究團隊先拿電腦生成的假想數據來「訓練」重建影像的程式。這個「訓練」過程會嘗試非常多的參數組合，並檢驗程式生成的影像是否符合原先假設的幾何結構，藉此挑選出一些優良的參數組合。
找出優良的參數之後，再將這些參數套用在真實觀測數據上，開始重建真實的黑洞影像。
經由模擬找出的優良參數仍然不只一組，於是就有許多種和觀測數據吻合的影像。研究團隊並不是從中挑出唯一的影像，而是根據結構形狀把影像分為四種類型，並且取平均，得到最終公諸於世的那一張黑洞影像。
由於成像並非直觀的過程，所以科學家們各有不同的想法來成像。淺田圭一說，大家都知道成像很困難，雖然本質是國際合作，但是想法本身都是來自個人，所以這項任務也像是國際競爭，看誰能找出最好的解法。
2018 年取得數據之後，科學家嘗試很多方法來成像。大約在 2019 年底，就產生和最終結果多少相似的影像，但是研究團隊沒有十足把握，所以繼續微調、反覆確認，直到今（2022）年初，才終於得到有把握的黑洞影像。
對於事件視界望遠鏡的團隊而言，這幾年是個辛苦的歷程。他們每週都有橫跨亞洲、歐洲、美洲的線上國際會議，為了配合所有國家的時區，會議時間通常都在亞洲的晚上。淺田圭一說，對於年輕同事真是感到抱歉，他們週五晚上經常無法去放鬆 Happy，必須參與國際會議。
工欲善其事，必先利其器
黑洞照片的產出仰賴眾多科技。除了軟體技術之外，若沒有先進的硬體設備，如此精密的觀測無法完成。淺田圭一認為，中研院在黑洞觀測的硬體設備上有兩大貢獻：
第一是數位轉換器（digitizer）。望遠鏡接收到的電磁波，需轉成數位訊號，才能進行下一步的數據處理。所有測站的數位轉換器都是由中研院完成，幕後功臣是天文所的江宏明研究技師。
第二是位於智利的阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（ALMA）。事件視界望遠鏡大部分的靈敏度都來自 ALMA，遠遠超過其他望遠鏡。
ALMA 本身是個由數十座望遠鏡構成的干涉儀，但是黑洞觀測要把 ALMA 當作單一的一座望遠鏡，和其他測站共同組成更大的干涉儀。欲達成此目標，需要添加特殊功能，確保 ALMA 內部每一個望遠鏡所接收的電磁波對齊。這就是國際合作的 ALMA Phasing Project 的任務，早在事件視界望遠鏡合作團隊組成之前，中研院天文所就參與了這個計畫。
由於電波干涉儀的基本原理，是運用各個測站訊號抵達的時間差，來還原天體影像，因此需要非常精確地測定時間。事件視界望遠鏡的同步器（synchronizer）是運用氫邁射（hydrogen maser）的原子鐘，每秒鐘具有 10-13 的精確度，各個測站都需要裝設此配備。
原子鐘需要放置在很穩定的溫度和磁場下，以及無震動的環境中。氫邁射原子鐘的外面需要包裹三層的容器，確保設備高度穩定。事件視界望遠鏡的每個測站，都有專門放置原子鐘的位置。淺田圭一笑著說：電波望遠鏡放置原子鐘的房間裡有張椅子，那是他最喜歡的工作地點，因為最不容易受到干擾！
黑洞影像是眾多科學家協力完成的鉅作。精密硬體設備的每個部分，都是黑洞觀測不可或缺的利器。人馬座 A 星黑洞觀測完成之後，數據分析的工作也相當艱辛，耗費五年的時間才成功重建影像。一張「黑洞照」，絕不是曝光之後就會自動跑出來，而是集合眾人之力，以嚴密科學方法達到的成就。
—
註 1：EHT 研究團隊使用兩套指令流程來校正數據：the CASA-based rPICARD pipeline、the HOPS-based EHT-HOPS pipeline
原文連結：
延伸閱讀：